astronomía para todos los públicos.

por **lilian** Miér Abr 04, 2012 4:26 pm

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Tutorial de astronomía para todos los públicos.

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Sinopsis: Las siguientes lecciones son una subunidad de
la unidad de la Astronomía, la introducción del sistema solar a través
de una perspectiva histórica y tecnológica. Las actividades incluyen la
teoría, independiente de investigación individual o de grupo y debates,
la construcción de un telescopio simple, la demostración de los
conceptos, y observaciones de los estudiantes de los cuerpos celestes
con y sin instrumentos. Recomendamos la impresión del artículo y su
estudio detallado para su comprensión.
Nivel de Grado de dificultad: Sencillo-Medio

Tiempo
requerido: Aprox. ( 2 horas para la comprensión del artículo.)
(Incluye observación directa del cielo diurno y nocturno).

1.-Un recorrido histórico de la Astronomía
Los estudiantes adquirirán conocimientos sobre el universo y cómo los humanos han aprendido de esta experiencia,
y sobre los principios en los que opera.
Objetivos del módulo:

1.-Comparar los conocimientos pasados y presentes sobre
characterisitcs de estrellas, planetas y sistema solar, y explicar cómo
la gente ha aprendido acerca de ellos.
2.-Describir los movimientos de la luna, planetas,lunas y estrellas.
3.-Describir cómo los científicos recopilar datos sobre el universo.
4.- Los estudiantes entienden las implicaciones históricas, sociales,
económicas, ambientales y éticas de la ciencia y la tecnología.
5.-Describir las condiciones históricas y culturales en el momento de
una invención o el descubrimiento, y analizar los impactos sociales de
esa invención.

Los estudiantes deben contemplar el cielo nocturno,
observar y registrar el movimiento de la estrella (s), el planeta, y la
luna. Para ello se requiere un mínimo de un mes de observaciones tras la
lectura de estaa unidad que servirá como base para la discusión. La
lección se orientará a los principios básicos de las observaciones de
los modelos de Ptolomeo y Copérnico y la invención del telescopio.
Tiempo: Para la explicación de la asignación y estrella / planeta /y la luna mirando carta
aprox. 4 - 5 (45 min. Para cada observación).

Actividad Tarea: observaciones astronómicas.
Cada estudiante puede realizar cualquiera de las observaciones de la estrella, planeta o la luna.

Procedimiento/instrucciones para realizar la observación: estrella / planeta / luna Observaciones
1. Escojer una estrella o constelación brillante y permanecer en algún
lugar para que se alinee con un punto de referencia inmóvil, como un
árbol.
2. Tenga en cuenta el tiempo y volver al mismo lugar una hora más tarde,
tenga en cuenta su posición ... día de registro, el tiempo y sacar sus
observaciones utilizando una hoja de observación . Apunte los datos
durante cinco días consecutivos, adicionalmente:
3. Esté atento a la misma estrella / la constelación durante el próximo
mes, al mismo tiempo y desde el mismo lugar, registro y sacar sus
observaciones. Si usted se salta una noche,ponga en su hoja de
observación una casilla en blanco.
4. Utilice medidas angulares (ver ejemplo) para indicar la distancia del objeto pasado de punto fijo.
5.-El mismo procedimiento para la observación de las fases de la Luna.

Ilustración de ejemplo.

astronomía para todos los públicos. Ejemplo

astronomía para todos los públicos. Ejemplo

Actividad recomendada tras la observación:

Preguntas para la discusión sobre la base de las observaciones. Cada alumno contesta las siguientes preguntas en sus cuadernos:
. ¿Cómo puede saber si el objeto es una estrella o un planeta?
. ¿Qué movimiento se observa?, ¿En qué dirección se mueve el objeto observado?

Dibuje un diagrama del lugar donde el objeto estará en varios días o un mes. ¿Cómo
determinar que?
. ¿Qué movimiento es el que representa la diferencia de hora en el tiempo ?
. ¿Qué movimiento explica la deriva diaria?
.¿Detecta alguna anomalía en el tránsito del objeto? Explique la anomalía.

Recursos adicionales para facilitar el aprendizaje:
Software stellarium. (Gratuito).
Descargar aquí.

2.-Herramientas de observación en astronomía.

Objetivos: 1.-Entender cómo funciona un sistema de observación en astronomía. ¿Cómo funciona un telescopio?.
2.-Los objetos distantes y su dificultad para
observarlos. Espectros, visual e infrarrojo. ¿Por qué algunos objetos no
pueden contemplarse en el visual?
3.-Radiotelescopios.-Fundamentos y Configuración.
4.-Construcción de un Telescopio Propio.

Métodos para construir un Telescopio casero:

A.-Método y esquema para construirlo.

Para construirlo debe tener :- 2 lentes convexas, 1 palo
o bloque de un metro de longitud , y una tarjeta blanca o una
cartulina blanca.
1. Montar la lente en un palo, como se muestra en el diagrama; fijando el objetivo de la lente en algún
objeto distante.
2. Colocar la pantalla en el palo y enfocar la imagen formada por el objeto
en la pantalla .
Señale que la distancia de la lente a la pantalla es la longitud focal
de la lente. Dependiendo de las lentes disponibles, encontrar la
distancia focal de varias lentes (lente curva produce una longitud
focal corta. Si la lente está ligeramente curvada produce una longitud
focal larga).
Utilice la lente con la mayor longitud focal de la lente como objeto y una con una corta distancia focal como la lente ocular.
3. Coloque la lente ocular en el palo de un metro a la distancia correcta.
Retire la pantalla y ver el objeto a través de ambas lentes.
4. Salir a la calle con su telescopio y vea la luna, a continuación, repita la experiencia con otros objetos celestes.
5. En su cuaderno, explique como cómo el telescopio refractor funciona.

astronomía para todos los públicos. Metodo1

astronomía para todos los públicos. Metodo1

B.-Estructura de un Telescopio Refractor.

Los objetos celestes, pueden contemplarse en el espectro visual,
gracias al uso de un telescopio refractor. El inconveniente de los
Telescopios refractores es que no descomponen los colores, por lo que
los objetos visualizan la luz pero no el color.

$astronomía para todos los públicos. Telescopio-refractor$
Cuestiones importantes:

Cálculos

Distancia Focal

La
distancia focal es distancia comprendida entre el objetivo del
telescopio (sea un reflector o refractor) y el plano focal del mismo.
Esta medida varia según el diámetro del objetivo y del diseño del mismo
(la curvatura del espejo, por ejemplo) Este dato esta siempre presente
en los telescopios, incluso impreso sobre los mismos dado que es
fundamental para determinar muchas características adicionales del
equipo. La medida se suele dar en milímetros y sirve para calcular cosas
como el aumento, la razón focal, etc.

Razón Focal

La
razón focal (o F/D) es el índice de cuan luminoso es el telescopio.
Esta medida esta relacionada con la focal y el diámetro del objetivo.
Cuanto mas corta es la distancia focal y mayor el objetivo, mas luminoso
será el telescopio. Esta característica es aplicable en astrofotografía
y no en la observación visual. Visualmente, si trabajamos con el mismo
diámetro y los mismos aumentos, la imagen será igual de luminosa sin
importar la razón focal del sistema óptico.

Para
calcular el F/D de un telescopio solo hay que dividir la distancia
focal por el diámetro del objetivo, todo en las mismas unidades:

F/D = F [mm] / D [mm]

Así,
un telescopio de 910 mm de focal (F), con 114 mm de diámetro (D) posee
una razón focal de 8. Este valor sin unidades representa cuan luminoso
es el telescopio para astrofotografía.

Muchas
veces es llamada la "velocidad" del telescopio: se dice que es un
telescopio rápido cuando su razón focal es baja (no tiene relación con
las características mecánicas del mismo, sino la velocidad de
recolección de luz). Como es de esperar, esto es especialmente
importante en la astrofotografía, donde se pueden reducir
sustancialmente los tiempos de exposición si se utilizan sistemas de F/D
bajos.

En
telescopios de diseño Schmidt-Cassegrain se suele utilizar, tanto para
la observación visual como para la astrofotografía, un reductor de
focal, que reduce el F/D de un equipo F/D 10 a solo F/D 6.3,
obteniéndose imágenes mas luminosas.

Aumentos

Los
aumentos o ampliación no son la cantidad de veces mas grande que se
observa un objeto, como suele creerse, sino que se refiere a como será
observado si nos ubicásemos a una distancia "tantas veces" mas cercana
al objeto.

Por
ejemplo: si observamos a la Luna con 36 aumentos (36x, nombrado 36
"por") y sabemos que esta se localiza a unos 384.000 kilómetros de
distancia, nos aparecerá tal cual seria observada desde solo 10.666
kilómetros. Esto se calcula fácilmente dividiendo la distancia por la
ampliación utilizada.

Para
saber cuantos aumentos estamos utilizando debe conocerse la distancia
focal de nuestro telescopio y la distancia focal del ocular utilizado,
dado que son estos últimos los que proveen de la ampliación a cualquier
telescopio. A menor distancia focal, mayor será la ampliación utilizada.
Para calcular los aumentos implementados debe dividirse la distancia
focal del telescopio por la distancia focal del ocular:

A = Ft [mm] / Fo [mm]

Donde
A son los aumentos, Ft la focal del telescopio y Fo la focal del
ocular. Por ejemplo: si utilizamos un telescopio de 910 milímetros de
focal, con un ocular típico de 25 mm, la ampliación es de 36.4x.

Pero
claro que existe un límite para los aumentos en un telescopio, el cual
está dado por el diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será la
posibilidad de utilizar grandes ampliaciones. Si se sobrepasa el límite
recomendado se hace imposible obtener imágenes nítidas y aparece la
llamada "mancha de difracción", una aberración óptica producto del
exceso de aumentos. Recordemos que a la hora de observar cualquier
objeto lo importante no es tener un "primer plano" del mismo sino poder
observarlo de la manera más nítida que nos permita el instrumento y las
condiciones de observación.

Es
posible calcular el límite de ampliación teórico (en condiciones
óptimas) para cualquier telescopio conociendo simplemente el diámetro
del objetivo. Hay varias versiones de la formula, una dice que la máxima
ampliación corresponde a 60 veces el diámetro del objetivo en pulgadas:

Amax = 60 . D [pulgadas]

Donde
Amax son los aumentos máximos teóricos, y D es el diámetro del objetivo
en pulgadas. Por ejemplo: para un telescopio de 114 mm de diámetro [4.5
pulgadas] la máxima ampliación es de unos 270x (correspondientes a un
ocular de 3.3 mm)

Otra formula propone multiplicar por 2.3 el diámetro del objetivo en milímetros:

Amax = 2.3 . D [mm]

Si
utilizamos el ejemplo anterior, el resultado se acerca bastante:
262.2x. De todas formas recordemos que es un limite teórico solo
aplicable a ópticas perfectas en condiciones ideales. Lo mas importante
para recordar es que los aumentos no son importantes, no hay que
preocuparse a la hora de adquirir un telescopio la cantidad de aumentos
que brinda, dado que en la práctica es mucho mas apreciada la definición
y la nitidez de la imagen.

Muchos
fabricantes menores de equipos proponen aumentos de 600x o 750x. Debe
saberse que estas medidas no se corresponden con la realidad de los
telescopios, aún cuando ellos lo justifiquen adicionando multiplicadores
de focal (barlows), dado que al utilizar las formulas correspondientes
se observa que el límite de ampliación es superado ampliamente,
brindando imágenes de muy baja luminosidad y poca calidad.

Resolución

Se
llama resolución (o poder separador) a la capacidad de un telescopio de
mostrar de forma individual a dos objetos que se encuentran muy juntos,
el usualmente llamado "límite de Dawes". Esta medida se da en segundos
de arco y esta estrechamente ligada al diámetro del objetivo, dado que a
mayor diámetro mayor es el poder separador del instrumento.

Cuando
se habla de que por ejemplo un telescopio tiene una resolución de 1
segundo de arco se esta refiriendo a que esa es la mínima separación que
deben poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma
individual. Hay que destacar que no depende de la ampliación utilizada, o
sea que no se aumenta la resolución por utilizar mayores aumentos, un
instrumento posee cierto poder separador intrínseco definido por las
características técnicas que lo componen.

Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la siguiente fórmula:

R ["] = 4.56 / D [pulgadas]

En
donde R es la resolución en segundos de arco, D es la apertura
(diámetro del objetivo) en pulgadas (1 pulgada = 2.54 cm), y 4.56 es una
constante. Hay que notar que el resultado del calculo es totalmente
teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento instalado
sobre la superficie terrestre está severamente influenciado por laatmósfera.
Así, un telescopio de 114 mm de diámetro (4.5 pulgadas), posee una
resolución teórica de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la
practica esta se ve disminuida muchas veces a mas de la mitad.

Magnitud Límite

La
magnitud máxima a la cual aspiramos observar es uno de los factores a
la hora de iniciar nuestras observaciones. Esta característica esta
íntimamente ligada al diámetro del objetivo, a mayor diámetro mayor será
el poder recolector de luz el cual permitirá observar objetos mas
débiles. Para calcularla se emplea la siguiente fórmula:

MLIMITE = 7,5 + 5 . Log D [cm]

Donde
MLIMITE es la magnitud límite, y D es el diámetro del objetivo en cm.
Para seguir con el ejemplo: en un telescopio de 114 mm de objetivo la
magnitud mas baja observable será del orden de 12.78, en condiciones muy
favorables, noche sin Luna y una atmósfera estable y transparente.

Hay
que notar que el dato obtenido esta dado para magnitudes estelares
(objetos puntuales) y no para objetos con superficie como galaxias,
nebulosas, cúmulos globulares, etc, dado que en los catálogos el dato
que aparece como magnitud está referido a la magnitud integrada del
objeto, pero como posee superficie esta se distribuye en ella. Por eso,
aunque una galaxia posea magnitud 10 probablemente no será observable
porque su brillo se distribuye sobre su superficie. El calculo es válido
para estrellas, asteroides y ese tipo de objetos puntuales (también con
planetas lejanos como Urano y Neptuno)

Las
condiciones atmosféricas y de polución lumínica así como la agudeza
visual del observador cambien sustancialmente la magnitud visual límite
observable. Cielos oscuros y experiencia observacional llevan a alcanzar
el verdadero límite del telescopio.

Campo Visual

Se
denomina campo visual al tamaño de la porción de cielo observado a
través del telescopio con cierto ocular y trabajando bajo cierta
ampliación. Para calcularlo se deben conocer los aumentos provistos con
el ocular utilizado (ver mas arriba) y el campo visual del ocular (un
dato técnico que depende del tipo de ocular y es provisto por el
fabricante)

Por
ejemplo: si utilizamos un ocular Plössl de 25 mm, el cual posee unos 50
grados de campo aparente en un telescopio de 910 mm de focal la
ampliación es de unos 36x. Para calcular el campo visual se divide el
campo aparente del ocular (50 grados en este caso) por la ampliación
utilizada (36x), obteniéndose un campo real de unos 1.38 grados. Así
podemos deducir que en esa configuración se podría observar
perfectamente la Luna completa (que como promedio solo posee 0.5 grados
de diámetro angular)

Cr [grados] = Ca [grados] / A

Donde
Cr es el campo real en grados, Ca el campo aparente del ocular en
grados y A es la ampliación que provee ese ocular. La formula es viable
siempre y cuando no se estén utilizando multiplicadores de focal como
los Barlows.

La
importancia de saber con cuanto campo cuenta nuestra observación radica
mas que nada en la hora de seleccionar el ocular adecuado. Para
observar un cúmulo abierto laxo es conveniente utilizar oculares de
campo amplio, con pocos aumentos. En observaciones planetarias o lunares
sacrificar algo de campo visual para obtener mas ampliación es
aceptable, sobre todo por que estos cuerpos son brillantes (recordar que
al aumentar la ampliación se pierde algo de luz y algo de campo visual)

Resumen de Fórmulas

· Razón Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm]

· Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm]

· Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D

· Campo Real: Cr [grados] = Ca [grados] / A

· Resolución: R ["] = 4,56 / D [pulgadas]

· Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]

donde...

f/d: Razón Focal
D: Diámetro del objetivo
A: Aumentos (Amax: Máximos Aumentos)
F: Distancia Focal del telescopio
Foc: Distancia Focal del ocular
Cr: Campo Real
Ca: Campo Aparente (ocular)
R: Resolución
M: Magnitud

Profundizar en Astrosurf.

Cámaras digitales de 700 aumentos en Zoom y Cámaras de vídeo de la Generación JVC/Panasonic/NiKOn/ 2000-2003.

Estas
cámaras digitales, contaban con zoom digital de 700 aumentos
equivalente a los modernos telescopios digitales. El problema reside en
la vibración al aplicar el zoom digital, lo que se corrige con el
trípode adecuado y una combinación de telescopio auxiliar para la
localización del objetivo.

Uno de los Telescopios más eficientes en el uso combinado con este tipo de cámaras es el modelo SkyQuest XX12Intelliscope:

astronomía para todos los públicos. Xx12i

astronomía para todos los públicos. Xx12i

Los telescopios buenos son muy costosos.
Su precio oscila desde los 1.400 euros a los 19.900 euros, por lo que
realmente son prohibitivos para la mayoría de los bolsillos. Un modelo
como el SkyQuest XX12Intelliscope apenas tiene 100 aumentos. Por debajo
de esas calidades, las cámaras fotográficas convencionales les ganan
terreno si el que las usa tiene la adecuada destreza y conocimientos de
astronomía para poder fotografiar. Evidentemente, esta circunstancia no
les gusta a los fabricantes de telescopios.

Las
series de videocámaras digitales de principios de la década 2000,
presentaban una serie de peculiaridades que permitían ser usadas como
telescopios de gama alta, siempre que su usuario tuviera la destreza
oportuna en el uso, algo poco común en los usuarios domésticos de
cámaras de vídeo.

De todas las estudiadas, merece especial atención la JVC Zoom X700 Digital, modelo 2003.
Quien tenga esta cámara, tiene un tesoro en su casa. Actualmente está
descatalogada, por lo que su precio depende de lo que paguemos en
mercados de segunda mano.

astronomía para todos los públicos. Ideal

astronomía para todos los públicos. Ideal

astronomía para todos los públicos. Img2

Un
buen trípode de fijación acompañado de un soporte de asistencia en
coordenadas por el software Stellarium, permite horas de observación
astrofísica de la máxima calidad en el visual. Si alguien conserva esta
joya y no sabe que hacer con ella, se la compramos por 100 Euros. Es
difícil encontrarla, ya que muchos se han desecho de esta cámara. Otros
por desconocimiento, la guardan en el armario. Si alguien tiene una de
estas y no desea utilizarla, aquí encontrará comprador.

Finalizamos con un cuadro de distancias de observación de los eventos estelares más observados:

Star	Brightness (apparent mag.)	Distance (L.Y)
Deneb	+1.26	650
Formalhaut	+1.15	23
Sirius	-1.46	9
Betelgeuse	+0.4	450
Antares	+1	391

Referencias interesantes:

Engelbrektson, Sune, and Peter Greenleaf. Letís Explore Outer Space.
New York: Sentinel Books Publishers, Inc. , 1969
2. Fix, John D. Astronomy: Journey To The Cosmic Frontier. St. Louis:
Mosby-Year Book, Inc., 1995
3. Macaulay, David. The Way Things Work. Boston: houghtonh Mifflin Company, 1988
4. Winkler, Alan, and Leonard Bernstein, Martin Schacter, Stanley Wolfe. Concepts
and Challenges in Science. Newton: Cebco, 1984
5. The World of Science. Edinburgh: Southside, 1989

Tutorial gentileza de Mark Foster. Antiguos Alumnos de la Colby University

Saquen sus propias conclusiones.

StarViewerTeam International 2012.

starviewer | 4 abril 2012 at 15:58 |